Gamma-ray bursts and their X-ray and optical afterglow

The aim of this PhD thesis is to study and characterize the optical and X-ray emission of the afterglows of gamma-ray bursts (GRBs). GRBs are the most powerful sources of electromagnetic radiation in the universe, with an isotropic luminosity that can reach values of $10^{54}$ erg/s. The Swift satellite, launched in November 2004, opened a new era for the study and understanding of the phenomenon of GRBs, thanks to the rapid response of its narrow FOV instruments that allows the accurate localization of most GRBs and the more complete coverage of the GRB evolution. In the first part of my PhD I was involved in a comprehensive statistical analysis of the Swift X-ray light-curves (LCs) of GRBs, carried out in a model-independent way. Our sample is composed of the X-ray LCs of more than 650 GRBs observed by Swift from December 2004 to December 2010. For 437 GRBs the statistics were good enough to allow us to extract a spectrum to convert their count-rate LCs into flux LCs. For GRBs with a known redshift, also rest-frame luminosity LCs in the 0.3-30 keV band were computed. From the fit of these LCs, we obtained the values of the temporal slopes and break times of the continuum of the X-ray emission, since the used fitting procedure automatically discards the positive fluctuations (i.e. flares). Then, we computed the total fluences and energies, those of flares and differentiating between the components of the X-ray LCs. Thanks to this large sample of LCs, we could carry out a homogeneous analysis of GRBs in a common rest frame energy band (0.3-30 keV), investigating the intrinsic time scales and energetics of the different LC phases. In addition, we studied the properties of flares superimposed to the smooth X-ray decay. GRBs are classified as long and short, depending on the duration of the prompt emission (T90>2 s and T90<2 s, respectively); our sample of GRBs allowed us to investigate the possible differencies and similarities between these two classes, for example the nature of long and short GRBs and the emission mechanisms involved. Finally, we examined the possible relation between the X-ray and gamma-ray emission and we found the existence of a universal scaling involving two parameters of the prompt emission and one of the X-ray emission: the isotropic prompt emission energy ($E_{\gamma,iso}$), the peak energy ($E_{pk}$) and the isotropic X-ray energy ($E_{X,iso}$). The main idea of the project presented above is to study all quantities that characterize the X-ray data and to look for a link between prompt and afterglow emission. During this work, we realized that the optical data were very important for our understanding, adding information to investigate the GRB emission mechanisms and to study the environment properties. Therefore, in the second part of my PhD we carried out a systematic analysis of the optical data available in literature, collecting data from all the available sources. From the collected optical data, we determine the shapes of the optical LCs. Then, we modeled the optical/X-ray spectral energy distribution (SED), we studied the SED parameter distributions and we compared the optical and X-ray LC slopes and shapes. For 20% of GRBs the difference between the optical and X-ray slopes is consistent with 0 or 1/4 within uncertainties (we do not consider here the steep decay phase), but in the majority of cases (80%) the optical and X-ray afterglows show significantly different temporal behaviors. Interestingly, we found an indication that the onset of the forward shock in the optical LCs (initial peaks or shallow phases) could be linked to the presence of the X-ray flares. Indeed when there are X-ray flares the optical LC initial peak or plateau end occurs during the steep decay, instead if there are no X-ray flares or if they occur during the plateau, the optical initial peak or plateau end takes place during the X-ray plateau. This could link the prompt emission with the optical emission. The forward shock model cannot explain all the features of the optical (e.g. bumps, late re-brightenings) and X-ray (e.g. flares, plateaus) LCs. However, the synchrotron model is a viable mechanism for GRBs afterglow emission at late times. Further to the intrinsic spectrum of the afterglow, the SED analysis allows to study the properties of the GRB environment, by quantifying the amount of absorption at optical and X-ray wavelengths. The first is due to dust while the latter is mostly due to metals. Our analysis shows that the gas-to-dust ratios of GRBs are larger than the values calculated for the Milky Way, the Large Magellanic Cloud, and the Small Magellanic Cloud assuming solar abundances.

Lo scopo di questa tesi è lo studio e la caratterizzazione dell'emissione X e ottica dei gamma-ray burst (GRB). I GRB sono la sorgente più potente di radiazione elettromagnetica dell'universo, la cui luminosità può raggiungere valori di $10^{54}$ erg/s. Il satellite Swift, lanciato nel novembre del 2004, ha aperto una nuova era per lo studio e la comprensione dei GRB, grazie alla rapida risposta dei suoi strumenti che ha permesso localizzare in modo accurato la maggior parte dei GRB e di ottenere una visione più completa della loro evoluzione. Nella prima parte del mio Dottorato sono stata coinvolta nell'analisi statistica delle curve di luce (CL) osservate nella banda energetica corrispondente ai raggi X del telescopio per i raggi X a bordo del satellite Swift. Questo studio non ha assunto alcun modello teorico per spiegare le osservazioni, ma è stato finalizzato alla raccolta di tutte le possibili informazioni osservative. Il nostro campione è composto dalle CL di più di 650 GRB osservati da Swift tra Dicembre 2004 e Dicembre 2010. Per 437 GRB, grazie alla bontà statistica dei dati, è stato possibile estrarre uno spettro per convertire le loro CL da conteggi a flusso. Per i GRB per cui è stato misurato il redshift, sono state calcolate anche le CL in luminosità nella banda energetica 0.3-30 keV nel sistema di riferimento della sorgente, in modo da approssimare la luminosità bolometrica. Dall'interpolazione dei dati delle CL, abbiamo ottenuto i valori delle pendenze temporali e dei break time, cioè dei tempi in cui la CL cambia la sua pendenza, e abbiamo caratterizzato l'andamento temporale dell'emissione duratura in banda X, escludendo le fluttuazioni (flares) che sono probabilmente dipendenti da meccanismi diversi. Per ogni GRB, sono state calcolate le densità di flusso e le energie corrispondenti all'emissione X totale, dei flares e delle diverse componenti della CL. è stata realizzata un'analisi omogenea dei GRB in una banda energetica comune (0.3-30 keV) nel sistema a riposo della sorgente. I GRB sono classificati come lunghi e corti, in base alla durata dell'emissione iniziale, detta prompt emission (T90>2 s e T90<2 s, rispettivamente); il nostro campione di GRB ci ha permesso di studiare le differenze e le somiglianze di queste queste due classi di GRB. Infine abbiamo identificato una nuova relazione tra l'emissione X e gamma trovando una legge universale che coinvolge due parametri che si riferiscono alla prompt emission e uno che si riferisce all'emissione X: l'energia totale della promp emission ($E_{\gamma,iso}$), l'energia di picco dello spettro integrato nel tempo della prompt emission ($E_{pk}$) e l'energia X ($E_{X,iso}$). L'idea principale del progetto appena discusso è lo studio di tutte le quantità che caratterizzano i dati X e la ricerca di un legame tra l'emissione prompt nei raggi gamma e quella nelle altre bande energetiche, X, ottico e radio, detta afterglow. Durante questo lavoro, ci siamo resi conto della necessità di aggiungere le informazioni che provengono dai dati ottici dei GRB, in modo da studiare in modo più dettagliato i meccanismi di emissione dei GRB e le proprietà dell'ambiente che li circonda. Quindi, nella seconda parte del mio Dottorato ho condotto un mio personale progetto di ricerca, analizzando in modo sistematico i dati ottici disponibili in letteratura. Il primo passo è stato quello di interpolare le CL ottiche, in modo da caratterizzare il loro andamento temporale. Poi abbiamo modellato le distribuzioni di energia spettrale ottica e X (SED) e abbiamo studiato le distribuzioni dei parametri ottenuti da questo studio. Infine abbiamo confrontato l'andamento temporale delle CL ottiche. Per il 20% dei GRB la differenza tra la pendenza ottica e X è consistente con i valori attesi dal modello standard per l'afterglow dei GRB, mentre nella maggior parte dei casi le CL ottiche e X mostrano un andamento temporale diverso. Inoltre, abbiamo trovato un'indicazione che l'inizio della fase di afterglow nelle CL ottiche (che corrisponde nelle CL a picchi iniziali o fasi quasi-costanti) potrebbe essere collegato alla presenza dei flare nei raggi X. Quindi, quando ci sono flares X, il picco iniziale o la fine della fase quasi-costante della curva di luce ottica avvengono durante la fase iniziale della CL X, detta steep decay, invece se non ci sono flare X o se avvengono successivamente allo steep decay, il picco iniziale o la fase quasi-costante della CL ottica si manifestano durante la fase quasi-costante della curva di luce X. Questo potrebbe legare l'emissione prompt con l'ottico. In generale, troviamo che il modello del standard per l'afterglow non può spiegare tutte le caratteristiche delle CL ottiche e X. Comunque, l'emissione di sincrotrone può essere un meccanismo plausibile per spiegare l'emissione dell'afterglow a tempi tardi. L'analisi delle SED ci ha permesso di studiare le proprietà dell'ambiente dei GRB, quantificando la quantità di assorbimento alle lunghezze d'onda ottiche e X. Il primo è dovuto alla polvere invece l'ultimo è dovuto principalmente ai metalli. La nostra analisi ha mostrato che il rapporto tra il gas e la polvere per i GRB è maggiore rispetto ai valori calcolati per la Via Lattea, la Grande Nube di Magellano e la Piccola Nube di Magellano, assumendo abbondanze solari.